Oltre il sistema solare: le stelle

Le Pleiadi sono un ammasso di circa 130 stelle distanti da noi circa 400 anni luce, pari a 4 miliardi di miliardi di Km. Eppure sono "appena alla porta di casa" rispetto alle dimensioni del nostro Universo, nel quale sono stati scoperti "oggetti" la cui luce ha impiegato oltre 10 miliardi di anni per giungere fino a noi. (Hale Observatores, California)

MENHIR

Lo studio degli astri è molto antico e ritenuto importante dalle grandi civiltà, da quelle asiatiche a quelle messicane, secondo le quali i corpi celesti influivano in modo decisivo sulle vicende umane. Essi innalzarono grandi osservatori per  scrutare la volta celeste. Già alcuni millenni prima di Cristo i pianeti più vicini erano ben noti, per il loro movimento rispetto alla fissità delle stelle, e la Terra era ritenuta un corpo sferico posto al centro del Sistema Solare e dell'Universo. Addirittura dalla preistoria ci sono pervenuti i Menhir, primitivi obelischi che si possono osservare in Inghilterra, Francia, Puglia e Sardegna. Questi monumenti venivano costruiti in filari o in forma circolare che rispettavano alcuni dati astronomici come ad esempio la direzione del levare del Sole ad una determinata data.
In contrapposizione all'antica concezione di Tolomeo (100-178 d.C.) che riteneva la Terra al centro dell'Universo, nacquero nel XV sec. i precursori che portarono alla Rivoluzione Copernicana, cioè ad una concezione eliocentrica del nostro sistema, con il Sole situato al centro dell'Universo. Grazie all'invenzione di nuovi strumenti, si è appreso che la Terra con il Sistema Solare è soltanto un punto piccolissimo di un'enorme spazio costellato da corpi celesti le cui dimensioni risultano "incomprensibili" se riferite alle nostre comuni unità di misura.

Secondo la Teoria della relatività, il Cosmo non è esteso all'infinito, ma chiuso in una enorme sfera il cui volume misurato in km³ , sarebbe esprimibile dall'inconcepibile valore di 3 x 10⁷⁰, questa immensa sfera non è statica ma in continua espansione.
Ma l'espansione dell'Universo quanto continuerà? Forse un giorno le Galassie cominceranno a contrarsi, per poi riespandersi e così via, cioè continueranno a "pulsare" oppure precipiteranno in un piccolo nucleo morto: sarà la fine?
Lo sviluppo di tecniche di ricerca astronomiche sempre più raffinate ha aumentato le nostre capacità di osservazione e quei punti luminosi, che noi chiamiamo Stelle, si sono rivelati corpi diversi fra loro per dimensioni, natura e origine mentre il Sistema Solare e gli altri sistemi stellari sono risultati raggruppati in unità maggiori dette Galassie, che a loro volta sono parti di gruppi ancora più estesi, facendo pensare ad un sistema  apparentemente senza fine.
I grandi popoli dell'Asia Minore, Assiri, Babilonesi, Fenici e Caldei, hanno sempre dato grande importanza all'Astonomia e furono loro a raggruppare le stelle in Costellazioni dando nomi fantasiosi suggeriti dalla disposizione spaziale delle stelle.

Le figure attribuite alle costellazioni NON hanno alcun significato reale, in quanto i singoli gruppi riuniscono stelle tra loro lontanissime, è solo un effetto prospettico che fa apparire alcune stelle associate tra loro sullo sfondo della volta celeste. Rimane uso comune indicare un astro col nome della costellazione a cui appartiene, in latino, preceduto da una lettera dell'alfabeto greco, usando

α per la più luminosa, poi β γ ecc..per le altre in ordine decrescente di luminosità apparente.

La Sfera Celeste sembra ruotare attorno a noi da Est verso Ovest ma in realtà è il nostro pianeta che ruota in senso contrario, girando attorno ad un asse terrestre che attraversa i Poli e che, prolungato verso Nord, passa vicino alla Stella Polare.

SISTEMI DI RIFERIMENTO

Anche se  la Sfera celeste è soltanto un'apparenza, in Astronomia viene presa in considerazione per determinare la posizione di un astro qualsiasi rispetto alla Terra. Per fare questo occorre fissare alcuni elementi di riferimento:

Asse del Mondo: prolungamento dell'Asse Terrestre a Nord e a Sud, e incontra la Sfera Celeste nel  Polo Nord Celeste e nel  Polo Sud Celeste (N' e S' nella figura)

 

Zenit e Nadir: lo Zenit è il punto in cui la verticale innalzata sopra la testa dell'osservatore incontra la volta celeste, mentre il Nadir è il punto opposto.

Orizzonte Celeste: Divide la sfera Celeste in due emisferi, superiore ed inferiore.

In poche parole, considerando la Terra puntiforme rispetto alla Sfera celeste, possiamo immaginare di essere sempre al centro di questa enorme sfera, qualunque sia il punto della Terra in cui ci troviamo.

Ad occhio nudo è possibile vedere circa 6000 stelle, ma in realtà esse sono in numero incalcolabile. Quelle più vicino a noi, dopo il Sole, hanno distanza che varia tra 4,1 e 14 anni luce. Le stelle a maggiore luminosità ed ad elevato splendore, anche se distanti sono: Sirio, Arturo, Vega, Procione, Betelgeuse, Altair, Aldebaran, Pollùce e Castore.

Durante le ore diurne la volta stellata non è visibile per l'intensa luce solare e il cielo appare azzurro per la dispersione della luce dovuta alla presenza, nell'atmosfera, di particelle di vapore d'acqua e di polvere.

Con lo studio delle radiazioni attraverso i moderni strumenti dell'astrofisica è possibile riconoscere numerose caratteristiche di una stella tra cui velocità e direzione di movimento, raggio, rotazione intorno al proprio asse, luminosità, temperatura, composizione chimica.

Ma cosa sono le stelle?

Dagli astronomi vengono definite come enormi masse di gas che emettono luce propria, hanno alte temperature e restano compatte per effetto per lo stesso campo di gravitazione.

Per classificare le stelle viene usata la magnitudine che ne descrive la luminosità. Bisogna distinguere una magnitudine apparente, che descrive la luminosità di una stella così come ci appare dalla Terra, e una magnitudine assoluta che mette in evidenza le reali differenze di luminosità in base alla distanza. Una volta misurata la magnitudine  apparente di una stella, si calcola quale magnitudine avrebbe la medesima stella se si trovasse ad una distanza standard dalla Terra, stabilita di 10 Parsec.

Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante, ve ne sono diverse la cui luminosità si indebolisce a intervalli regolari.

Pare impossibile che l'uomo sia riuscito a stabilire la composizione chimica delle stelle e di altri oggetti celesti così distanti, eppure è diventata una pratica comune, e viene effettuata attraverso esami spettroscopici.

La Spettroscopia è un valido aiuto per l'Astronomia e l'Astrofisica. Si basa sulla scomposizione della luce bianca che si rifrange passando attraverso un prisma di vetro e da una striscia, lo spettro, con tutti i colori dal rosso che ha lunghezza d'onda maggiare, al violetto con lunghezza d'onda minore. L'analisi spettrale, secondo Fraunhofer, si basa su alcune basi:

• Un corpo incandescente, solido, liquido o gassoso ad alta pressione, presenta uno spettro continuo, come si potrebbe osservare con una comune lampada ad incandescenza (prima riga nella figura).
• Un gas incandescente ma a bassa pressione produce uno spettro discontinuo formato da una serie di brillanti righe di emissione, corrispondenti a varie lunghezze d'onda. Ogni elemento chimico presenta le sue caratteristiche righe di emissione
• Se la luce proveniente da un corpo che emette uno spettro continuo passa attraverso un gas a bassa pressione, quest'ultimo sottrae alcune lunghezze d'onda. Si produce così uno spettro continuo interrotto da righe oscure dette righe di assorbimento (ultima riga nella figura).

Quindi gli spettri sarebbero una sorta di impronte digitali di tutti gli elementi chimici e costituiscono un potente strumento di indagine, dal momento che con uno spettroscopio si possono ottenere spettri anche di corpi lontanissimi. Esaminando le righe degli spettri di emissione e di assorbimento, si possono determinare i composti chimici del corpo da cui proviene la luce ma ciò non è così semplice in quanto uno spettro dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, come dimostrano i differenti colori con cui ci appaiono.

Costellazione di Orione

Nella Costellazione di Orione, la gigantesca stella Betelgeuse appare rossa, mentre l'altra stella molto luminosa, Rigel, è blu. La prima emette energia soprattutto come luce rossa ad onda lunga, e quindi più fredda (circa 3000 ° C), mentre l'altra emette energia come radiazione luminosa a onde corte e quindi più calda (30000 °C).
Possiamo risalire alla temperatura di una stella attraverso l'analisi delle righe degli spettri, a seconda della posizione, dello spessore e del numero di righe:

I corpi con temperature sotto i 3500 °C emettono spettri che si estendono nella banda del rosso, con larghe righe prodotte da alcune sostanze chimiche come l'Ossido di titanio. Questi spettri sono tipici delle giganti rosse. Verso i 6000 °C la radiazione è giallastra e gli spettri mostrano lunghezze d'onda minori, come si vede nello spettro del Sole. I corpi vicini ai 10000 °C hanno luce bianca e negli spettri spicca la riga dell'Idrogeno, mentre stelle che hanno temperature oltre i 20000 °C danno una luce azzurra con tipi spettrali nella banda del violetto e righe di Elio ben evidenti.
Dall'analisi degli spettri si ricava per le stelle la seguente composizione chimica:
50-75% della loro materia è formata da Idrogeno (H)
45-20% è composta da Elio (He)
5 % altri elementi chimici conosciuti e che sono classificati nella tavola periodica di Mendeleev.

Effetto Doppler

Le stelle si muovono nel firmamento ma nella maggior parte dei casi il loro movimento è a noi invisibile per la grande distanza. La velocità con cui si muovono le stelle può essere ricavata osservando, ancora una volta, le righe degli spettri, in particolare quelli di assorbimento. Le successioni di linee, ben note e caratteristiche per intervalli e posizione, risultano spostate verso l'estremo rosso o verso l'estremo blu come se venissero "allungate" e poi "accorciate". Questo fenomeno prende il nome di Effetto Doppler.
Una sorgente di luce come una stella che si allontana velocemente da noi, fa aumentare la lunghezza d'onda della luce che emette (allungamento). La stella ci appare più rossa di quanto non lo sia in realtà. Se il corpo celeste si avvicina, le righe del suo spettro si spostano verso il violetto, così come il clacson di un'auto che si avvicina verso di noi aumenta di tono, (accorciamento). La stella ci appare più blu di quanto non lo sia. Quanto maggiore è l'effetto Doppler, tanto maggiore è la velocità di allontanamento, se lo spostamento è verso il rosso, o di avvicinamento, se è verso il blu.

LE NEBULOSE

Una Nebulosa

Gli immensi spazi che separano le stelle, formati da polveri finissime e gas, sono spesso concentrate in nebulae, simili ad una nebbia.

Le nebulose si distinguono in:

• Nebulose oscure: ammassi scuri in quanto privi di luce.
• Nebulose a riflessione: hanno una tenue luce propria.
• Nebulose ad emissione: sono gassose ed emettono luce per un fenomeno di fluorescenza, provocato da radiazioni ultraviolette di qualche stella vicina.

VITA DI UNA STELLA

Le caratteristiche di una stella, temperatura, composizione chimica, velocità di spostamento ci fanno capire come ci siano in gioco continuamente enormi quantità di energia che viene dispersa nello spazio sottoforma di calore, luce, radiazioni non visibili.
Ma quale è la fonte di questa quantità "apparentemente" inesauribile di energia?

Una risposta la troviamo esaminando la stella a noi più vicina e da cui dipende la vita sulla Terra, il Sole.
L'enorme massa di gas ad alte temperature che forma il Sole è in equilibrio meccanico, non si espande ne si contrae. Andando dalla superficie del Sole verso il suo interno, il peso dei gas che gravitano sugli strati sottostanti aumenta continuamente e aumenta anche la densità dei gas. Se la gravità fosse la sola forza in atto, il Sole finirebbe per collassare su se stesso (collasso gravitazionale). Perchè questo non avvenga è necessario che alla gravità si opponga la pressione dei gas. L'equilibrio del Sole è dovuto ad un continuo aumento della temperatura dei gas con la profondità dove al centro si raggiungono i 15 milioni di gradi kelvin. In tali condizioni la materia cambia, non ci sono legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e da nuclei atomici. Tali nuclei sono essenzialmente di idrogeno e di elio che, a causa delle elevate temperature, sono in continuo movimento. A volte avvengono tra essi delle collisioni così violente da provocare una reazione di fusione termonucleare, che trasforma l'idrogeno in elio, liberando una enorme quantità di energia sottoforma di calore e di luce.
Tutte le stelle, come il sole, producono energia prodotta dalle fusioni nucleari che avvengono nel loro interno. Cosa succede se il loro  "combustibile" si esaurisce?
Il Sole, nato all'incirca 5 miliardi di anni fa, può durare altri 5 miliardi di anni, ma vi sono stelle azzurre, più luminose e più calde che trasformano la loro materia in energia con un ritmo molto più rapido di quello del Sole. Questo suggerisce che le stelle hanno una loro evoluzione.

Diagramma H-R

Le principali tappe nella vita di una stella sono ricostruite e sintetizzate da Hertz-Sprung e Russel, che indipendentemente uno dall'altro, hanno perfezionato il Diagramma H-R, in cui vengono piazzate le varie stelle, ponendo in ascissa la loro temperatura, dipendente dal loro colore, e in ordinata la luminosità.
Nel diagramma le stelle non si distribuiscono a caso, ma si raccolgono lungo una fascia che attraversa in diagonale il diagramma, chiamata sequenza  principale. In tale sequenza le stelle sono disposte secondo un ordine regolare, da quelle blu più calde e con massa maggiore (50 volte quella del Sole) fino a quelle rosse più fredde e di massa minore (1/10 di quella del Sole). Il Sole compare in una posizione intermedia, come una stella gialla. Al di fuori della sequenza principale, in alto a destra del diagramma, compaiono le giganti rosse che hanno la stessa temperatura e stesso colore delle stelle della sequenza principale ma sono più luminose e quindi emettono energia radiante cioè luminosa molto più estesa.
Alcune sono così grandi da essere chiamate supergiganti come la rossa Betelgeuse della costellazione di Orione il cui diametro è 800 volte quello del Sole.
In basso a sinistra del diagramma compaiono le nane bianche che hanno stesso colore di quelle della sequenza principale ma molto meno luminose e molto più piccole.
Tenendo conto del diagramma H-R e delle caratteristiche di migliaia di stelle ormai note, è stato possibile tracciare le tappe fondamentali dell'evoluzione di una stella.

Evoluzione di una stella e H-R

L'origine delle stelle è da ricercarsi nelle nebulose che, come scritto sopra, sono ammassi formati da polvere e gas, soprattutto idrogeno. Nel loro interno avvengono dei moti turbolenti che provocano un avvicinamento e un inizio di aggregazione tra i corpuscoli della nube. Con il proseguire dell'addensamento e della contrazione, aumenta la temperatura del corpo gassoso che si trasforma in una protostella, da cui partono enormi quantità di radiazioni infrarosse. A causa della forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda sempre di più fino a raggiungere temperature di 15 milioni di gradi kelvin, sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell'idrogeno in elio. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l'esterno fino a compensare la forza di gravità, si giunge così ad una fase di stabilità, durante la quale la stella, ormai adulta, si trova sulla sequenza principale del diagramma H-R. La sua posizione e permanenza nella sequenza principale dipendono dalla massa iniziale della nebulosa da cui si è originata: le stelle nate con grande massa diventano più calde, blu e consumano l'idrogeno più rapidamente (milioni di anni); stelle con massa piccola rimangono meno calde, rosse e vivono più a lungo (miliardi di anni).
Quando quasi tutto l'idrogeno è ormai consumato, il nucleo di elio che si è formato, più denso di quello di idrogeno, finisce per collassare, facendo aumentare la temperatura progressivamente fino a temperature dell'ordine di 100 milioni di gradi che innesca nuove reazioni che trasformano l'elio in carbonio. Per l'alta temperatura l'involucro gassoso esterno della stella si espande enormemente: la superficie si dilata e si raffredda, finchè la forza di gravità ferma l'espansione e si raggiunge un nuovo equilibrio. La stella è entrata nella fase di gigante rossa. Se la massa iniziale della stella è molto grande si innescano altre reazioni chimiche con l'aumento graduale di temperatura con formazione di altri elementi chimici, ma prima o poi il combustibile si esaurirà e la stella deve lasciare la fase di gigante rossa e avviarsi alla fine.
Da questo punto l'evoluzione della stella segue direzioni diverse a seconda della massa della stella: stelle con masse simili a quelle del Sole devono collassare per gravità, gradualmente, fino a diventare delle dimensioni della Terra con una densità milioni di volte superiore a quella dell'acqua, originando una nana bianca.
Le nane bianche sono destinate a raffreddarsi e diventare corpi inerti. 

Evoluz. di una stella con massa piccola

Anche una stella delle dimensioni del Sole è destinata a finire come una nana bianca, durante la contrazione la quantità di energia che si libera è tale da provocare delle vere esplosioni stellari, con espulsione di materia verso lo spazio circostante. Questo è lo stadio di novae che manifestano un improvviso aumento della luminosità.
Se la massa della stella supera di tre volte quella del Sole il collasso gravitazionale è di così vaste proporzioni da liberare una gigantesca  quantità di energia, che provoca un'esplosione di grande dimensione con, alla fine la disintegrazione della stella, è lo stadio di supernovae.

Evoluz. di una stella con grande massa

Il materiale che rimane dopo l'esplosione deve collassare per gravità, ma la massa della stella è ancora grande così la contrazione fa assumere alla materia una densità inconcepibile in cui avviene una ulteriore trasformazione: elettroni e protoni si fondono per formare neutroni, formando un corpo di soli 30 km di diametro, la stella a neutroni, molto piccola ma osservabile attraverso le sue pulsazioni, tali corpi sono stati chiamati Pulsar.
Le stelle con masse superiori sino a cinque volte quella del Sole, dopo la fase di supernovae il collasso gravitazionale non trova più forze sufficienti a contrastarlo, la contrazione prosegue, la densità continua ad aumentare e si forma un corpo sempre più piccolo, circondato da un campo gravitazionale immenso.

E' come se una porzione di spazio molto piccola si trasformasse in un vortice oscuro in grado di attirare a se e di far scomparire qualunque corpo o particella entri nel suo raggio d'azione. Questo "oggetto" non direttamente individuabile è stato chiamato buco nero o black hole.
La sua presenza è avvertita per le perturbazioni che provoca nello spazio circostante: se in vicinanza di un buco nero ci fosse una stella gigante, un flusso continuo di gas si staccherebbe dalla stella, precipiterebbe su tale corpo ruotando vorticosamente in una spirale sempre più stretta, prima di sparire nel buco nero, vi è emissione di Raggi X.
Il buco nero è un pauroso oggetto freddo a senso unico, qualsiasi cosa vi può entrare ma non uscirne. Si dice che è "fuori dell'universo" perchè in esso non valgono le leggi che conosciamo. Teoricamente il nostro Universo, in continua espansione potrebbe  un giorno comprimersi, collassare e precipitare in un gran buco nero senza futuro.

"Il globo terrestre e la sua evoluzione" (B. Accordi, E.L. Palmieri, Terza edizione Zanichelli)